Исследование аномалий горячего потока у Земли и Марса и происхождение дневной магнитосферы Марса. тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.03, кандидат наук Шувалов Сергей Димитриевич

• Шувалов Сергей Димитриевич
• кандидат наук
• 2022

Оглавление диссертации кандидат наук Шувалов Сергей Димитриевич

Введение

Актуальность темы исследования

Цели и задачи диссертационной работы

Научная новизна

Теоретическая и практическая значимость работы

Методология и методы исследования

Положения, выносимые на защиту

Личный вклад автора

Степень достоверности и апробация результатов

Глава 1. Форшок-транзиенты и дневная магнитосфера Марса

1.1 Форшок-транзиенты у головных ударных волн планет

1.1.1 Пузыри в форшоке (foreshock bubbles)

1.1.2. Аномалии горячего потока

1.1.3 Полости в форшоке (foreshock cavities)

Глава 2. Происхождение пучка ионов молодой аномалии горячего потока у Земли

2.1 Введение

2.2 Используемые данные

2.3 Наблюдения

2.4 Анализ

2.5 Обсуждение результатов

2.6 Выводы главы

Глава 3. Характеристики аномалий горячего потока у Марса

3.1 Введение

3.2 Используемые данные

3.3 Наблюдения

3.3.1 Пример молодой АГП

3.3.2 Пример зрелой АГП

3.4 Анализ

3.4.1 Определение нормалей к токовым слоям

3.4.2 Определение типа ударной волны

3.4.3 Оценка скорости АГП

3.4.4 Размер АГП

3.4.5 Расстояние до ударной волны

3.4.6 Пространственное распределение событий

3.4.7 Оценка времени жизни АГП

3.4.8 Оценка частоты встречаемости АГП у Марса

3.5 Обсуждение результатов

3.6 Выводы главы

Глава 4. Дневная магнитосфера Марса

4.1 Введение

4.2 Наблюдения

4.3 Анализ

4.4 Обсуждение

4.5 Выводы главы

Заключение

Список сокращений

Доклады на конференциях по теме диссертации

Список публикаций автора

Публикации по теме диссертации

Прочие публикации

Библиографический список используемой литературы

Приложение 1. Формулы для расчёта моментов функции распределения по данным прибора С182/И1Л

Приложение 2. Список атрибутов событий АГП, рассмотренных в главе

Приложение 3. Список времен пересечений аппаратом MAVEN дневной магнитосферы Марса, использованный в главе

Введение

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование аномалий горячего потока у Земли и Марса и происхождение дневной магнитосферы Марса.»

Актуальность темы исследования

Перед фронтом головной ударной волны Земли присутствует сильно возмущенная область, называемая форшоком, в которой наблюдается ряд нестационарных явлений, носящих собирательное название «форшок-транзиенты». Одними из наиболее примечательных образований такого типа являются аномалии горячего потока (АГП), наблюдаемые в месте пересечения головной ударной волны и разрыва в межпланетном магнитном поле. Важность изучения данных образований обусловлена их значительным размером (от одного до нескольких радиусов Земли), который позволяет на короткое время почти полностью локально отражать солнечный ветер и вызывать сильные возмущения в магнитосфере (см., например, Jacobsen и др., 2009, Turner и др., 2011), а в случае планет без глобального магнитного поля, и в ионосфере. АГП представляют собой поток горячей плазмы, наблюдаемый перед ударной волной, в области её пересечения с межпланетным токовым слоем (ТС, Smith, 2001) или другим разрывом в солнечном ветре (см. обзор Tsurutani и др., 1995 и приведенные в нем ссылки). Направление скорости данного образования, как правило, отлично от направления скорости солнечного ветра и может быть направлено как в сторону ударной волны, так и от неё. АГП характеризуются высокой температурой и низкой концентрацией плазмы в центральной части, которая окружена областями сжатия с высокими плотностью и температурой. Актуальность исследования АГП у Земли обусловлена действующей орбитальной группировкой из 4 спутников Cluster, проводящей многоточечные измерения в плазме. Данные, получаемые с этих аппаратов, могут быть использованы для изучения характеристик АГП одновременно в разных точках, что позволяет изучать структуру данных явлений и разделять пространственные вариации плазмы от временных. Глава 2 посвящена изучению одного события АГП у Земли по данным этой спутниковой группировки.

В конце 2014 г. на орбиту Марса был выведен спутник NASA Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN mission (MAVEN), на борту которого установлена аппаратура, впервые позволяющая вести измерения плазмы на орбите Марса с высоким временным разрешенеим в связке с измерениями магнитного поля. Эти данные впервые позволили однозначно отождествить событие АГП у Марса (Collinson и др., 2015), однако статистического исследования этих явлений у данной планеты не проводилось. В главе 3 представлены результаты анализа 19 таких событий, содержащего расчёт ряда их характеристик и частоты возникновения этих явлений у Марса.

Ещё одной темой, освещенной в данной диссертации, является исследование дневной магнитосферы Марса, представляющей собой область между верхней частью ионосферы и обтекающим потоком солнечного ветра, в которой формируются ионы, в последующем дрейфующие в хвост магнитосферы Марса. Магнитосфера Марса была обнаружена в 1970х годах на спутниках Марса Марс-2,-3 и -5 (Вайсберг и др., 1976), и её изучение было продолжено на спутнике Фобос-2 (Szego и др., 1998). В настоящее время продолжаются исследования на спутнике Европейского космического агентства (ЕКА) Mars Express, и MAVEN, однако основное внимание уделяется исследованиям ночной магнитосферы и атмосферных потерь.

В работе (Zelenyi и Vaisberg, 1985) было показано, что при взаимодействии солнечного ветра с атмосферой планеты без собственного глобального магнитного поля (Венеры, которая в данном контексте близка к Марсу) дневная магнитосфера играет важную роль в образовании больших атмосферных потерь. Что касается дневной магнитосферы Марса, то небольшая толщина дневной магнитосферы (100-200 км), быстрое прохождение магнитосферы спутником и недостаточное быстродействие плазменных приборов до недавнего времени препятствовали её исследованию. Выведенный на орбиту спутник Марса MAVEN оснащён комплексом приборов для измерений плазмы с достаточным временным разрешением, позволяющий решить данную задачу, что обуславливает актуальность изучения дневной магнитосферы Марса в настоящее время. В главе 4 проведено исследование образования, характеристик и процессов, протекающих в дневной магнитосфере Марса.

Цели и задачи диссертационной работы

Целями данной диссертации являются:

1. Выяснение механизма происхождения молодой АГП, зафиксированной спутниковой группировкой Cluster 22 февраля 2006 года, объяснение структуры пучка ионов в области, прилегающей к токовому слою.

2. Проведение статистического анализа АГП у Марса, выявление особенностей их формирования. Оценка размера и частоты возникновения АГП у Марса.

3. Изучение ионного состава дневной магнитосферы Марса, расчет давлений плазменных популяций в этой области.

Научная новизна

В главе 2 предложен новый механизм возникновения молодой АГП на примере одного события, зарегистрированного у фронта головной ударной волны магнитосферы Земли; приведено объяснение структуры наблюдаемого пучка, исходящего от ударной волны.

В главе 3 приведен впервые произведенный статистический анализ АГП у Марса. Показано, что данный тип форшок-транзиентов является распространенным у Марса, и частота появлений таких явлений на этой планете составляет ~0,6 событий в день. Также показано, что X - компонента скорости (вдоль оси Марс-Солнце) АГП отрицательна почти для всех зарегистрированных событий, что позволяет оценивать время жизни отдельной аномалии в предположении её формирования вблизи подсолнечной точки.

В главе 4 впервые исследована область на дневной стороне Марса между обтекающим потоком солнечного ветра и ионосферой, приведён анализ популяций населяющих её частиц и выявлено равенство давлений между ними.

Теоретическая и практическая значимость работы

Установлен механизм формирования конкретной АГП у Земли. Это дает основу для построения новых моделей возникновения АГП и изучения их характеристик.

Полученные результаты о частом возникновении АГП вблизи Марса подтверждают универсальность данного явления и то, что АГП могут возникать на любых типах межпланетных и, возможно, даже межзвездных ударных волнах.

Показано постоянное существование дневной магнитосферы Марса. Она представляет собой область между ионосферой и обтекающим потоком солнечного ветра, в которой наблюдаются две популяции ионов с равными давлениями. Изучение процессов, протекающих на дневной стороне, позволит лучше понять природу потери Марсом атмосферы.

Методология и методы исследования

Для исследования АГП у Земли (глава 2) были использованы данные магнитометров и

ионных спектрометров космической группировки Cluster, состоящей из четырёх идентичных

спутников. Данные об изменении направления вектора магнитного поля, положении спутников

и времени регистрации события на каждом из них позволили вычислить ориентацию

связанного с событием ТС. Регистрация события четырьмя космическими аппаратами

позволила также вычислить ориентацию ТС методом многоспутникового анализа и сравнить её

с полученной путем анализа магнитного поля. Одновременное использование данных

магнитометра и измерений функции распределения частиц ионными спектрометрами

6

позволили вычислить распределения частиц по питч-углам. Также информация о напряженности магнитного поля и энергиях регистрируемых частиц на различных расстояниях от токового слоя позволили сделать вывод о структуре пучка в области, прилегающей к токовому слою и в самом токовом слое.

Для проведения статистического анализа АГП у Марса (глава 3) по данным магнитометра, двух спектрометров ионов и спектрометра электронов за несколько месяцев были вручную отобраны 19 событий АГП. Для каждого события рассчитана нормаль к связанному с ним ТС и нормаль к ударной волне в месте её соединения с ТС. На основании этих данных, а также скорости солнечного ветра, был рассчитан вектор скорости распространения АГП согласно методике, представленной в работе (Schwartz et al, 2000).

Был предложен метод оценки возраста АГП как времени, за которое ТС преодолевает расстояние от подсолнечной точки на ударной волне до места регистрации события. Данная методика основана на том, что время, в течение которого линия пересечения ТС и ударной волны движется в направлении Солнца существенно меньше времени, в течение которого она движется от Солнца, что позволяет в некотором приближении считать момент пересечения ТС и подсолнечной точки на ударной волне началом временного отрезка, в течение которого может происходить формирование АГП.

Также был рассчитан размер каждой АГП в направлении её распространения и вдоль ТС. Сравнение этих двух величин показало, что АГП, как правило, вытянуты вдоль ТС.

Для исследования дневной магнитосферы Марса (глава 4) был использован метод анализа функции распределения ионов в пространстве скоростей. Для этого было выбрано 115 пересечений спутником MAVEN дневной магнитосферы и проведено исследование функций распределения основных ионов магнитосферы: О и О2+. Для того, чтобы исключить из рассмотрения влияние магнитных аномалий Марса на исследуемую область, рассматривались только пересечения дневной магнитосферы в северном полушарии, так как области локальной намагниченности в этом полушарии практически отсутствуют.

Положения, выносимые на защиту

1. Ионы в аномалии горячего потока, зарегистрированной спутниковой группировкой Cluster 22 февраля 2006 года перед головной ударной волной магнитосферы Земли, происходят из магнитослоя и проникают в аномалию горячего потока через область пересечения межпланетного токового слоя и ударной волны.

2. Пучок ионов, наблюдаемый в области, прилегающей к токовому слою со стороны, соответствующей направлению его движения, сформирован из ионов токового слоя, имеющих гирорадиусы, превышающие толщину токового слоя.

3. Аномалии горячего потока являются распространенным типом форшок-транзиентов у Марса. Частота их возникновения составляет 0,6 событий в день. Отсутствие связи между временами жизни аномалий горячего потока, зарегистрированными у Марса, и их размерами означает, что эти образования являются нестационарными.

4. Дневная магнитосфера Марса, определяемая как область между ионосферой и обтекающим потоком, состоит из разогретых ионов верхней ионосферы и вторгающихся в неё захваченных солнечным ветром ионов кислородной короны Марса. Давления разогретых ионосферных частиц и захваченных ионов солнечного ветра равны в области дневной магнитосферы.

Личный вклад автора

Все работы, описанные в данной диссертации, проведены либо лично автором, либо при его непосредственном участии.

В главе 2, относящейся к анализу АГП у Земли по данным спутниковой группировки Cluster, автором были рассчитаны энергетические спектры ионов в следующих областях: (1) внутри АГП, (2) в области, прилегающей к ТС, (3) магнитослое для частиц, питч-угол которых превышает 90°. Автором было проведено сравнение спектров, показавшее их схожесть. На основании этого сравнения был сделан вывод о том, что ионы АГП происходят из магнитослоя. Также автором была рассчитана ориентация и скорость движения ТС, зависимость максимальной скорости частиц в области, прилегающей к ТС, от времени. Сравнение этих данных выявило линейную зависимость между максимальной скоростью частиц в области, прилегающей к ТС, и расстоянием до ТС, на основании чего был сделан вывод структуре пучка в области, прилегающей к ТС. Помимо этого, автором были посчитаны моменты функции распределения для двух раздельных популяций частиц, соответствующих популяции ионов солнечного ветра и популяции ионов, исходящей со стороны ударной волны.

В главе 3, где приводится статистический анализ АГП у Марса, автором выполнена обработка и анализ данных, были предложены методы оценки размеров и времени жизни анализируемых событий, вычислены их параметры, в том числе время жизни и размеры, а также проведен сравнительный анализ этих параметров. Автором написан ряд программ для визуализации полученных результатов и функций распределения ионов, измеренных комплексом приборов аппарата MAVEN, проведена оценка частоты возникновения АГП у данной планеты.

В главе 4, содержащей описание области между обтекающим потоком и дневной ионосферой Марса, автором проведен анализ ионного состава. В результате этого анализа было выделено две популяции частиц, для каждой из которых автором были рассчитаны моменты функции распределения и проведено сравнение их давлений вдоль траектории движения космического аппарата из обтекающего потока в ионосферу. Данное сравнение выявило равенство давлений этих популяций в области дневной магнитосферы Марса.

Степень достоверности и апробация результатов

Результаты, изложенные в данной диссертации, были доложены на 8 международных конференциях, также по материалам изложенных работ были опубликованы 3 статьи в иностранных журналах. Полные списки опубликованных статей и сделанных докладов приведены в соответствующих разделах.

Глава 1. Форшок-транзиенты и дневная магнитосфера Марса. 1.1 Форшок-транзиенты у головных ударных волн планет

Солнечный ветер представляет собой сверхзвуковой поток плазмы, почти радиально истекающей от Солнца и преимущественно состоящей из протонов и электронов. При встрече с препятствием, роль которого, в случае Земли, играет магнитное поле планеты, солнечный ветер замедляется, становясь дозвуковым, и начинает его обтекать, в результате чего формируется бесстолкновительная ударная волна, называемая головной, на которой скачкообразно меняются скорость, температура и концентрация плазмы. Фронт околоземной ударной волны отстоит от Земли в направлении Солнца на расстоянии в среднем ~12 радиусов планеты и в хорошем приближении представляет собой поверхность второго порядка (Formisano и др., 1979), положение которой меняется в зависимости от динамического давления солнечного ветра. Помимо замедления, отклонения и разогрева набегающего потока солнечного ветра, на ударной волне также протекают нетепловые процессы, включающие выборочное ускорение частиц до высоких энергий, развитие неустойчивостей и формирование немаксвелловских функций распределения (Paschmann и др., 2005; Tsurutani и Stone, 1985; Burgess и Scholer, 2015).

Ориентация вектора межпланетного магнитного поля играет ключевую роль в физике головной ударной волны. При квази-перпендикулярной геометрии, когда угол 0Bn между вектором магнитного поля и нормалью к фронту ударной волны > 45°, и Альвеновское число Маха > 3, ударная волна является сверхкритической. Часть ионов из набегающего потока частиц отражаются от фронта ударной волны и в дальнейшем дрейфуют вдоль направления вектора магнитного поля в область обтекающего потока за ударной волной. Данный механизм превращает энергию направленного движения потока в его тепловую энергию.

При квази-параллельной геометрии (9Bn < 45°) значительная часть ионов и электронов может дрейфовать от ударной волны вдоль вектора магнитного поля в направлении, противоположном набегающему потоку солнечного ветра. Эти надтепловые частицы формируют протяженную область перед фронтом ударной волны, в которой наблюдается множество волн, известную как форшок (Fuselier, 1995; Eastwood и др., 2005). В форшоке происходит развитие кинетических неустойчивостей в плазме набегающего потока солнечного ветра, и генерируются волны, приводящие к дополнительному рассеянию частиц. Примером таких волн могут быть очень низкочастотные (ОНЧ) волны, в литературе называемые кавитонами форшока (foreshock cavitons, см. например, Blanco-Cano и др., 2009; данный термин не следует путать с полостями в форшоке, foreshock cavities, которым посвящён отдельный раздел данной главы). Также иногда развиваются нелинейные волны, в которых происходит значительное увеличение крутизны фронтов, в результате чего образуются так называемые

короткие магнитные структуры с большой амплитудой (Short Large Amplitude Magnetic Structures (SLAMS), Schwartz и Burgess, 1991). Недавнее исследование (Chen и др., 2021) показало, что развитие SLAMS происходит из-за гиро-резонанса между ионами солнечного ветра и распространяющимися им навстречу электромагнитными волнами. SLAMS у околоземной ударной волны имеют размер порядка одного радиуса планеты, и их пространственная плотность растет с уменьшением расстояния до планеты. По мере возрастания пространственной плотности, эти структуры начинают накладываться друг на друга, замещая собой фронт ударной волны.

Наиболее крупными из известных образований, формируемых в форшоке, являются: (1) пузыри в форшоке (foreshock bubbles, предсказаны моделированием Omidi и др., 2010, и затем зарегистрированы аппаратом THEMIS (Turner и др., 2013)), которые представляют собой крупномасштабные кинетические образования, возникающие в результате взаимодействия разрывов в солнечном ветре и отраженными от ударной волны надтепловыми частицами; (2) Аномалии Горячего Потока (hot flow anomalies, АГП, Schwartz и др., 1985, Thomsen и др., 1986; Paschmann и др., 1988), которые возникают в результате взаимодействия тангенциального разрыва в межпланетном магнитном поле с квази-параллельной ударной волной (в ранних работах данные явления иногда назывались активными токовыми слоями); (3) полости в форшоке (foreshock cavities, Sibeck и др., 2002), являющиеся локализованными образованиями, содержащими горячую плазму, почти полностью вытесняющими солнечный ветер и образующимися вне зависимости от разрывов в солнечном ветре. В литературе все вышеперечисленные образования иногда называют собирательным термином «форшок-транзиенты» (foreshock transients или transient foreshock event, см., например, Turner и др., 2013). Далее каждое из приведенных образований рассмотрено более подробно.

1.1.1 Пузыри в форшоке (foreshock bubbles)

В работе Omidi и др., 2010 с использованием гибридных симуляций было предсказано, что пузыри в форшоке формируются в результате кинетического взаимодействия между надтепловыми частицами, движущимися от ударной волны, и набегающим потоком солнечного ветра, содержащего неоднородности магнитного поля. Эти неоднородности отклоняют ионы форшока, из-за чего формируется ядро пузыря, представляющее собой область с пониженной концентрацией частиц, ослабленным магнитным полем и температурой плазмы, на несколько порядков превышающей температуру в солнечном ветре, направление средней скорости которой сильно отличается от направления солнечного ветра и иногда даже близко к направлению на Солнце. Также в ядре пузыря наблюдается повышенная активность ОНЧ волн. На рис. 1.1 приведен результат гибридной симуляции пузыря в форшоке, находящегося вблизи

11

подсолнечной точки Земли непосредственно перед его соприкосновением с головной ударной волной. Образование ядра пузыря, отмеченного как «ББ», зависит от разрывов в межпланетном магнитном поле, в котором находятся исходящие от ударной волны ионы: если на этом разрыве замедляется значительная часть этих надтепловых частиц, то они сосредотачиваются перед ним. Пузырь формируется только в том случае, если приток надтепловых частиц со стороны ударной волны в область ядра (т.е. количество частиц, скорости которых направлены против движения солнечного ветра, пересекающих элемент площади, лежащей в плоскости разрыва в единицу времени) превосходит отток частиц перед разрывом.

Рисунок 1.1. Результат гибридного моделирования (Omidi и др., 2010) пузыря в форшоке, цветом обозначена концентрация частиц, нормированная по солнечному ветру, белыми линиями - силовые линии магнитного поля. Размерность осей Xи Z представлена в толщине скин-слоя c/rnp (c - скорость света, - плазменная частота). Белая окружность вокруг Земли

показывает внутреннюю границу симуляции. RD - положение вращательного разрыва в межпланетном магнитом поле, где ориентация вектора магнитного поля поменялась с [1, 0, 0] на [1, -5, 0] в координатах XYZ, что привело к образованию пузыря в форшоке (Turner и др.,

2013).

На рис. 1.2 представлен пример сценария формирования пузыря в форшоке из-за изменения электрического поля в солнечном ветре на вращательном разрыве. Это лишь один из множества возможных сценариев, общий критерий для формирования подобных образований до сих пор не сформулирован. Выше разрыва пузыри в форшоке увеличиваются в размере по мере того, как всё большее количество частиц из форшока прибывает в область ядра.

Повышенная концентрация надтепловой плазмы приводит к её разогреву и дальнейшему расширению. Расширение порождает значительные отклонения скоростей потоков, разреженную плазму и пониженную напряженность магнитного поля в ядре и области сжатия с повышенной концентрацией и напряженностью магнитного поля (из-за условия вмороженности поля солнечного ветра) в прилегающей области со стороны Солнца. Набегающий поток солнечного ветра, падающий на пузырь, претерпевает изменение скорости, концентрации и магнитного поля, что приводит к формированию магнитозвуковой ударной волны на переднем крае области сжатия. Эта ударная волна также является частью структуры пузыря (см. рис. 1.1), и всё образование начинает дрейфовать вместе с солнечным ветром приблизительно в анти-солнечном направлении. На рис. 1.2 приведена схематичная иллюстрация сценария формирования пузыря в форшоке в случае, когда межпланетное магнитное поле меняется от чисто радиального к менее радиальному на вращательном разрыве (RD). Скорости плазмы отмечены синими стрелками, линии магнитного поля - зелёным. В данном примере пузырь формируется из-за изменения в электрическом поле солнечного ветра (Econv) выше разрыва, из-за чего приток частиц в область ядра превосходит отток (Jout < Jin). Это происходит из-за того, что электрическое поле по-разному отклоняет скорости ионов разных энергий. Рост концентрации частиц в ядре быстро приводит к росту температуры перед разрывом, вследствие чего горячая плазма расширяется, уменьшая концентрацию и напряженность поля (согласно условию вмороженности), и формирует области сжатия по краям (Turner и др., 2013)

Рисунок 1.2. Схематичное изображение сценария формирования пузыря в форшоке.

Несмотря на то, что пузыри в форшоке могут формироваться для множества ориентаций межпланетного магнитного поля и вращательного разрыва, они могут оказывать влияние на магнитосферу только на дневной стороне, то есть при условии малости угла (< 45°) между скоростью солнечного ветра и направлением межпланетного магнитного поля ниже по течению солнечного ветра от пузыря. В направлении, перпендикулярном скорости солнечного ветра, пузыри в форшоке имеют размеры, сопоставимые с ионным форшоком, соответствующие десяткам радиусам планеты в случае Земли. В направлении скорости солнечного ветра, эти образования имеют масштаб ~10 земных радиусов.

Космический аппарат при наблюдении пузыря в форшоке, двигающегося в антисолнечном направлении, будет сначала регистрировать ядро, в котором присутствуют разнонаправленные потоки частиц с высокой температурой, пониженными концентрацией и напряженностью магнитного поля, а затем ударную волну, расположенную перед ядром, с повышенными концентрациями и напряженностью магнитного поля. При этом вращательный разрыв в межпланетном магнитном поле, связанный с событием, может быть неразличим из-за высокой активности ОНЧ волн в первоначальном форшоке и в ядре пузыря. Когда пузырь в процессе дрейфа достигает магнитосферы, пониженные плотность частиц и напряженность поля в ядре заставляют плазму двигаться в направлении Солнца к обтекающему потоку, в то время как повышенные концентрация и давление в области сжатия приводят к внезапному сжатию магнитосферы. Следствия этих изменений могут наблюдаться по измерениям магнитного поля в дневной магнитосфере. Так как пузыри в форшоке подразумевают наличие двух сходящихся ударных волн (одной перед ядром пузыря и второй - планетной головной ударной волной), в них могут происходить процессы ускорения частиц механизмами Ферми и отражением от ударной волны.

В (Ош1& и др., 2021) представлены результаты гибридного моделирования, в котором изучалось ускорение частиц в пузырях в форшоке на различных солнечно-зенитных углах (угол между радиус-вектором к точке наблюдения из центра планеты и направлением на Солнце). Моделирование показало, что для фиксированной скорости солнечного ветра максимальная энергия, до которой происходит ускорение частиц, сходна для всех углов. Также было показано, что на малых солнечно-зенитных углах (вблизи прямой, соединяющей Землю и Солнце) частицы захватываются в форшоке, что приводит к тому, что концентрация частиц в форшоке почти достигает концентрации частиц в ядре пузыря. С увеличением солнечно-зенитного угла захват частиц между ядром пузыря и фронтом ударной волны становится менее эффективным, и, как следствие, меньшее количество частиц ускоряется при столкновении ядра пузыря с фронтом ударной волны.

Также в этом исследовании показано, что максимальная энергия, до которой происходит ускорение частиц, определяется скоростью солнечного ветра, и составляет ~5.6 ESW, где ESW -энергия солнечного ветра. Процесс ускорения осуществляется путем однократного или многократного отражения частиц, двигающихся в направлении Солнца, на ядре пузыря и кавитонах (разновидность ОНЧ-волн в форшоке между ударной волной и пузырём) посредством ускорения Ферми II рода.

1.1.2. Аномалии горячего потока

Аномалии горячего потока (или активные ТС, как их называют в ранних работах, см., например, Schwartz и др., 1985) имеют множество сходств с пузырями в форшоке, среди которых связь с разрывом в межпланетном магнитном поле, высокие температуры, низкая концентрация плазмы и ослабленная напряженность магнитного поля в ядре, наличие областей сжатия с одной или двух сторон от ядра, и времена наблюдения от 1 до нескольких минут (Facsko и др., 2008). Эти сходства во многом объясняют причину, по которой пузыри в форшоке как отдельное явление были выделены лишь в начале 2010-х. Согласно одному из современных представлений, АГП формируются, когда надтепловые частицы в форшоке направляются вдоль разрыва в межпланетном магнитном поле электрическим полем солнечного ветра с одной или двух сторон от разрыва. Когда это происходит, надтепловые частицы накапливаются в области разрыва, что приводит к значительному росту температуры и теплового давления в районе пересечения разрыва и ударной волны. В результате этого процесса плазма начинает расширяться для поддержания баланса давлений, что приводит к ослаблению магнитного поля и уменьшению концентрации частиц в ядре АГП. При этом вокруг ядра присутствует одна или несколько областей сжатия, которые могут формировать ударные волны, в зависимости от геометрии АГП и её движения относительно набегающего потока солнечного ветра.

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Шувалов Сергей Димитриевич, 2022 год

Библиографический список используемой литературы

1. Blanco-Cano, X., N. Omidi, and C. T. Russell (2009), Global hybrid simulations: Foreshock waves and cavitons under radial IMF geometry, J. Geophys. Res., 114, A01216, doi:10.1029/2008JA013406.

2. Breus, T. K., Krymskii, A., Lundin, R., Dubinin, E. M., et al., The solar wind interaction with Mars: Consideration of Phobos 2 mission observations of an ion composition on the dayside, J.Geophys. Res., 96(A7), 11,165-11,174. https://doi.org/10.1029/91AJA01131

3. Burgess, D., and S. J. Schwartz, Colliding plasma structures: Current sheet and perpendicular shock, J. Geophys. Res., 93, 11,327-11,340, 1988

4. Burgess, D., On the Effect of a Tangential Discontinuity on Ions Specularly Reflected at an Oblique Shock, J. Geophys. Res., Vol. 94, No. A1, Pages 472-478, January 1, 1989

5. Burgess, D., & Scholer, M. (2015). Collisionless shocks in space plasmas: Structure and accelerated particles. Cambridge, UK: Cambridge University Press.

6. Chen, L. J., Wang, S., Ng, J., Bessho, N., Tang, J. M., Fung, S. F., et al. (2021). Solitary magnetic structures at quasi-parallel collisionless shocks: Formation. Geophysical Research Letters, 48, e2020GL090800. https://doi.org/10.1029/2020GL090800

7. Collinson, G. A., et al. (2012), Hot flow anomalies at Venus, J. Geophys. Res., 117, A04204, doi:10.1029/2011JA017277.

8. Collinson, G. A., et al. (2014), A survey of hot flow anomalies at Venus, J. Geophys. Res. Space Physics, 119, 978-991, doi:10.1002/2013JA018863.

9. Collinson, G., et al. (2015), A hot flow anomaly at Mars, Geophys. Res. Lett., 42, 9121-9127, doi:10.1002/2015GL065079.

10. Connerney, J. E. P., Espley, J. R., Di Braccio, G. A., Gruesbeck, J. R., Oliversen, R. J., Mitchell, D. L., et al. (2015a). First results of the MAVEN magnetic field investigation. Geophysical Research Letters, 42, 8819-8827. https://doi.org/10.1002/2015GL065366.

11. Connerney, J. E. P., Espley, J. R., Lawton, P., Murphy, S., Odom, J., Oliversen, R., & Sheppard, D. (2015b). The MAVEN magnetic field investigation. Space Science Reviews, 195(1-4), 257-291. https://doi.org/10.1007/s11214-015-0169-4.

12. Crider, D., Cloutier, P., Law, C., Walker, P., et al., (2000). Evidence of electron impact ionization in the magnetic pileup boundary of Mars. Geophys. Res. Let., 21(1), 45-48. https://doi.org/10.1999GL003625

13. Dolginov, Sh. Sh., 1976. The magnetosphere of Mars. In Williams, D.J. (Ed.), Physics of the Solar Planetary Environment 2. AGU, Boulder, p. 872.

14. Dong, Y., X. Fang, D. A. Brain, J. P. McFadden, J. S. Halekas, J. E. Connerney, S. M. Curry, Y. Harada, J. G. Luhmann, and B. M. Jakosky (2015), Strong plume fluxes at Mars observed by MAVEN: An important planetary ion escape channel, Geophys. Res. Lett., 42, doi:10.1002/ 2015GL065346

15. Dong, Y., X. Fang, D. A. Brain,J. P. McFadden, J. S. Halekas,J. E. P. Connerney, F. Eparvier,L. Andersson, D. Mitchell, andB. M. Jakosky (2017), Seasonal variabilityof Martian ion escape through theplume and tail from MAVENobservations,J. Geophys. Res. SpacePhysics,122, 4009-4022, doi:10.1002/2016JA023517.

16. Dubinin, E., R. Modolo, M. Franz, J. Woch et al., Structure and dynamics of the solar wind/ionosphere interface on Mars: MEX-ASPERA-3 and MEX-MARSIS observations, 2008, Geophys. Res. Lett., VOL 35, L11103, doi:10.1029/2008GL0333730, 2008.

17. Dubinin, E., Sauer, K., Lundin, R., Norberg, O., et al., (1996). Plasma characteristics of the boundary layer in the Martian magnetosphere. J. Geophys. Res., 101(A12), 27,061-27,075. https://doi.org/10.1029/96JA02021

18. Eastwood, J. P., E. A. Lucek, C. Mazelle, K. Meziane, Y. Narita, J. Pickett, and R. A. Treumann (2005), The Foreshock, Space. Sci. Rev., 118, 41-94.

19. Eastwood, J. P., et al. (2008), THEMIS observations of a hot flow anomaly: Solar wind, magnetosheath, and ground-based measurements, Geophys. Res. Lett., 35, L17S03, doi:10.1029/2008GL033475.

20. Edmiston J. P., Kennel C. F., Eichler David, Escape of heated ions upstream of quasi-parallel shocks, Geophysical Research Letters, vol. 9 №5, pages 531-534, may 1982

21. Espley, J. R., The Martian magnetosphere: areas of unsettled terminology, J.Geophys. Res., Space Phys., 123, 4521-4525, 2018. https://doi.org/10.1029/2018/JA025278

22. Facsko, G., K. Kecskemety, G. Erdos, M. Tatrallyay, P. W. Daly, and I. Dandouras (2008), A statistical study of hot flow anomalies using Cluster data, Adv. Space Res., 41, 1286-1291.

23. Facsko, G., et al., 2009, A global study of hot flow anomalies using Cluster multi-spacecraft measurements, Annales Geophysicae, 05/2009; 27(5). DOI: 10.5194/angeo-27-2057-2009

24. Formisano, V., Orientation and shape of the Earth's bow shock in three dimensions, Planetary and Space Science, VOL.27, p. 1151-1161, 1979.

25. Fox, J. L. (1993), On the escape of oxygen and hydrogen from Mars, Geophys. Res. Lett., 20(17), 1747-1750, doi:10.1029/93GL01118.

26. Fuselier, S. A. (1995), Ion distributions in the Earth's foreshock upstream from the bow shock, Adv. Space Res., 15, 43-52.

27. Ip, W.-H., (1988), On a hot oxygen corona of Mars, Icarus, 76, 135-145, doi:10.1016/0019-1035(88)90146-7

28. Halekas, J. S., Taylor, E. R., Dalton, G., Johnson, G., Curtis, D. W., McFadden, J. P., et al. (2015). The solar wind ion analyzer for MAVEN. Space Science Reviews, 195(1-4), 125-151. https://doi.org/10.1007/s11214-013-0029-z.

29. Halekas, J. S., Ruhunusiri, S., Harada, Y., Collinson, G., Mitchell, D. L., Mazelle, C., et al. (2017). Structure, dynamics, and seasonal variability of the Mars-solar wind interaction: MAVEN solar wind ion analyzer in-flight performance and science results. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 122, 547-578. https://doi.org/10.1002/2016JA023167.

30. Harvey, C. C. (1998), Analysis Methods for Multi-Spacecraft Data, Chapter 12: Spatial Gradients and the Volumetric Tensor, Gotz Paschmann and Patrick W. Daly (Eds.), ISSI Scientific Report SR-001 (Electronic edition 1.1), 1998, 2000 ISSI/ESA

31. Hudson, P. D. (1970), Discontinuities in an anisotropic plasma and their identification in the solar wind, Planet. Space. Sci., 18, 1611-1622. https://doi.org/10.1016/0032-0633(70)90036-X

32. Jacobsen, K. S., et al. (2009), THEMIS observations of extrememagnetopause motion caused by a hot flow anomaly, J. Geophys. Res., 114, A08210.

33. Jakosky, B. M., J. M. Grebowsky, J. L. Luhmann, and D. A. Brain (2015), Initial results from the MAVEN mission to Mars, Geophys. Res. Lett., 42, doi:10.1002/201SCL065271.

34. Kivelson, M. G. Chapter 2: Physics of space plasmas. In: Introduction to space physics. Cambridge University Press, 1995, pp. 27-57. ISBN 0-521-45714-9.

35. Krest'yanikova, M. A., and V. I. Shematovich (2005), Stochastic models of hot planetary and satellite coronas: A photochemical source of hot oxygen in the upper atmosphere of Mars, Sol. Syst. Res., 39, 22 -32, doi:10.1007/s11208-005-0002-9.

36. Lee, Y., M. R. Combi, V. Tenishev, S. W. Bougher, and R. J. Lillis (2015), Hot oxygen corona at Mars and the photochemical escape of oxygen: Improved description of the thermosphere, ionosphere, and exosphere, J. Geophys. Res. Planets, 120, 1880-1892, doi:10.1002/2015JE004890.

37. Lucek, E. A., T. S. Horbury, A. Balogh, I. Dandouras, and H. Reme (2004), Cluster observations of hot flow anomalies, J. Geophys. Res., 109, A06207, doi:10.1029/2003JA010016.

38. Lundin, R., Zakharov, A., Pellinen, R., Borg, H., et al., (1990). Plasma composition measurements of the Martian Magnetosphere morphology, Geoph. Res. Let., 17(6), 877-880. doi/abs/10.1029/GL017i006p00877

39. Lundin, R., Barabash, S. Andersson, H., Holmstrom, et al., (2004). Solar wind-induced atmospheric erosion at Mars: First results from ASPERA-3 on Mars Express. Science, 305(5692), 5692), 1933-1936.

40. Lyu L. H. and Kan J. R., Ion leakage, ion reflection, ion heating and shock-front reformation in a simulated supercritical quasi-parallel collisionless shock, Geophysical Research Letters, vol. 17 №8, pages 1041-1044, july 1990

41. Masters, A., et al. (2008), Cassini encounters with hot flow anomaly-like phenomena at Saturn's bow shock, Geophys. Res. Lett., 35, L02202, doi:10.1029/2007GL032371.

42. Masters, A., et al. (2009), Hot flow anomalies at Saturn's bow shock, J. Geophys. Res., 114, a08217, doi:10.1029/2009JA014112.

43. McFadden, J. P., Kortmann, O., Curtis, D., Dalton, G., Johnson, G., Abiad, R., et al. (2015). MAVEN SupraThermal and Thermal Ion Composition (STATIC) instrument. Space Science Reviews, 195(1-4), 199-256. https://doi.org/10.1007/s11214-015-0175-6

44. Michel, F. C., Solar wind interaction with planetary atmospheres, Rev.Geophys., 9, 427- 435, 1971

45. Mitchell, D., Mazelle, C., Sauvaud, J.-A., Thocaven, J.-J., Rouzaud, J., Fedorov, A., Jakosky, B. M. (2016). The MAVEN solar wind electron analyzer. Space Science Reviews, 200(1-4), 495-528. https://doi.org/10.1007/s11214-015-0232-1

46. Omidi, N. and G.Sibeck, Formation of hot flow anomalies and solitary shocks, J. Geophys. Res., Vol. 112, A01203, doi: 10.1029/2006JA011663, 2007a.

47. Omidi, N. (2007b). Formation of cavities in the foreshock, Turbulence and nonlinear processes in astrophysical plasmas (pp. 181-190). https://doi.org/10.1063/L2778962

48. Omidi, N., J. P. Eastwood, and D. G. Sibeck (2010), Foreshock bubbles and their global magnetospheric impacts, J. Geophys. Res., 115, A06204.

49. Omidi, N., D. Sibeck, X. Blanco-Cano, D. Rojas-Castillo, D. Turner, H. Zhang, and P. Kajdi_c (2013), Dynamics of the foreshock compressional boundary and its connection to foreshock cavities, J. Geophys. Res. Space Physics, 118, 823-831, doi:10.1002/jgra.50146.

50. Paschmann, G., G. Haerendel, N . Sckopke, E. Mobius, H. Liihr, C. W. Carlson, Three-Dimensional Plasma Structures with Anomalous Flow Directions near the Earth's Bow Shock, J. Geophys. Res., Vol. 93, No. A10, Pages 11,279-11,294, October 1, 1988

51. Paschmann, G., Schwartz, S., Escoubet, C., & Haaland, S. (2005). Outer magnetospheric boundaries: Cluster results. Berlin: Springer.

52. 0ieroset, M., D. L. Mitchell, T. D. Phan, R. P. Lin, and M. H. Acuña (2001), Hot diamagnetic cavities upstream of the Martian bow shock, Geophys. Res. Lett., 28, 887-890.

53. Ramstad, R., S. Barabash, Y. Futaana, H. Nilson, and M. Holmstrom (2017), Global Mars-solar wind coupling and ion escape, J. Geophys., Res., Space Physics, 122, 8051-8062, doi:10.1002/2017JA024306.

54. Riedler, W., Schwingenschuh, K., Lichtenegger, et al., Interaction of the solar wind with the planet Mars: Phobos-2 magnetic field observations, Planet. Space Sci., 3991-2), 75-81. https://doi.org/10.1016/0032-0633(91)90129-X

55. Sauer, K., Bogdanov, A., & Baumgartel, K., (1994). Evidence of an ion composition boundary (protonopause) in bi-ion fluid simulation of solar wind mass loading. Geophys. Res. Let., 21(20), 2255-2258. https://doi.1029/94GL01691

56. Schwartz, S.J., Chaloner, C.P., Hall, D.S., Christiansen, P.J., Johnstones, A.D., 1985. An active current sheet in the solar wind ISSN0028-0836. Nature 318, 269-271.

57. Steven J . Schwartz, Ramona L . Kessel, Cassandra C. Brown, Les J. C. Woolliscroft , Malcolm W . Dunlop, Charles J . Farrugia, and David S. Hall, Active Current Sheets near the Earth's Bow Shock, Journal of Geophysical Research, Vol. 93, No. A10, Pages 11,295-11,310, October 1, 1988

58. Schwartz, S. J. and D. Burgess (1991), Quasi-parallel shocks: A patchwork of three-dimensional structures, Geophys. Res. Lett., 18, 373-376.

59. Schwartz S.J., Paschmann G., Sckopke N., Bauer T.M., Dunlop M., Fazakerley A.N., Thomsen M. F., Conditions for the formation of hot flow anomalies at Earth's bow shock, J. Geophys. Res., V0L.105, NO. A6, PP. 12,639-12,650, 2000

60. Slavin, J. A., et al. (2009), MESSENGER and Venus Express observations of the solar wind interaction with Venus, Geophys. Res. Lett., 36, L09106, doi:10.1029/2009GL037876.

61. Sibeck D.G., Borodkova N.L., Zastenker G.N., Romanov S.A., Sauvaud J.-A., Gross deformation of the dayside magnetopause, Geophys. Res. Lett., VOL.25, NO. 4, PP. 453-456, 1998

62. Sibeck D.G., Borodkova N.L., Schwartz S.J. et al., Comprehensive study of the magnetospheric response to a hot flow anomaly, J. Geophys. Res., VOL.104, NO. A3, PP. 4577-4593, 1999

63. Sibeck, D. G., T. D. Phan, R. P. Lin, R. P. Lepping, and A. Szabo (2002), Wind observations of foreshock cavities: A case study, J. Geophys. Res., 107, 1271.

64. Smith (2001), The heliospheric current sheet, J. Geophys. Res., 106(A8), 15,819-15,831, doi: 10.1029/2000JA000120.

65. Szego, K., Klimov, S., Kotova, G.A., Livi, S, Rosenbauer, H., Skalsky, A., Verigin, M.I., 1998, On the dayside region between the shocked solar wind and the ionosphere of Mars, J.G.R., 103 (A5), 9101-9111.

66. Thomsen M.F., Schwartz S. J. and Gosling J. T., observational evidence on the origin of ions upstream of the Earth's bow shock, Journal of Geophysical Research, vol. 88, №A10, pages 7843-7852, October 1, 1983

67. Thomsen, M. F., J. T. Gosling, S. J. Bame, K. B. Quest, C. T. Russell, and S. A. Fuselier (1988), On the origin of hot diamagnetic cavities near the Earth's bow shock, J. Geophys. Res., 93, 11311-11325.

68. Thomas, V. A. and S.H. Brecht, Evolution of Diamagnetic Cavities in the Solar Wind, Journal of Geophysical Research, Vol. 93, No. A10, Pages 11,341-11,353, October 1, 1988

69. Thomas V. A., Winske D., Thomsen M.F., Onsager T. G., Hybrid simulation of the formation of a hot flow anomaly, J. Geophys. Res., VOL. 96, NO. A7, PP. 11,625-11,632, 1991

70. Thomsen, M. F., J. T. Gosling, S. A. Fuselier, S. J. Bame, and C. T. Russell (1986), Hot, diamagnetic cavities upstream from the Earth's bow shock, J. Geophys. Res., 91, 2961-2973.

71. Tjulin, A., E. A. Lucek, and I. Dandouras (2009), Observations and modeling of particle dispersion signatures at a hot flow anomaly, J. Geophys. Res., VOL. 114, A06208, doi:10.1029/2009JA014065

72. Trotignon, J. G., Mazelle, C., Bertucci, C., Acuna, M. H. (2006), Martian shock and magnetic pile-up boundary positions and shapes determined from the Phobos 2 and Mars Global Surveyor data sets, Planetary and Space Science, 54, 357-369, doi: 10.1016/j.pss.2006.01.003

73. Tsurutani, B. T., & Stone, R. G. (1985). Collisionless shocks in the heliosphere: Reviews of current research. Washington, DC: American GeophysicalUnion. https://doi.org/10.1029/GM035

74. Tsurutani, B. T., E. J. Smith, C. M. Ho, M. Neugebauer, B. E. Goldstein, J. S. Mok, A. Balogh, D. Southwood, and W. C. Feldman, Interplanetary discontinuities and Alfven waves, Space Sci. Rev., 72, 205 - 210, doi:10.1007/BF00768781, 1995.

75. Turner, D. L., S. Eriksson, T. D. Phan, V. Angelopoulos, W. Tu, W. Liu, X. Li, W.-L. The, J. P. McFadden, and K.-H. Glassmeier (2011), Multispacecraft observations of a foreshock-induced magnetopause disturbance exhibiting distinct plasma flows and an intense density compression, J. Geophys. Res., 116, A04230

76. Turner, D. L., N. Omidi, D. G. Sibeck, and V. Angelopoulos (2013), First observations of foreshock bubbles upstream of Earth's bow shock: Characteristics and comparisons to HFAs, J. Geophys. Res. Space Physics, 118, 1552-1570, doi:10.1002/jgra.50198.

77. Turner, D. L., Wilson, L. B., Liu, T. Z., Cohen, I. J., Schwartz, S. J., Osmane, A., Fennell, J. F., Clemmons, J. H., Blake, J. B., Westlake, J., Mauk, B. H., Jaynes, A. N., Leonard, T., Baker, D. N., Strangeway, R. J., Russell, C. T., Gershman, D. J., Avanov, L., Giles, B. L., Torbert, R. B., Broll, J., Gomez, R. G., Fuselier, S. A., Burch, J. L. (2018), Autogenous and efficient acceleration of energetic ions upstream of Earth's bow shock, Nature, 561, 206-2010, doi:10.1038/s41586-018-0472-9.

78. Uritsky, V. M., et al. (2014), Active current sheets and candidate hot flow anomalies upstream of Mercury's bow shock, J. Geophys. Res. Space Physics, 119, 853-876, doi:10.1002/2013JA019052.

79. Vaisberg, O. L, 1976. Mars-plasma environment. In: Williams, D.J. (Ed.), Physics of the Solar Planetary Environment. AGU, Boulder, pp. 854-871.

80. Vaisberg, O. L., The Solar Wind Interaction with Mars: a Review of Results from Previous Soviet Missions to Mars, Adv. Space Res., Vol. 12, No. 9, 137-161, 1992.

81. Vaisberg, O. L., J. H. Waite, L. A. Avanov, V. N. Smirnov, D. L. Dempsey, J. L. Burch, and A. A. Skalsky (1999), HFA-like signatures observed with Interball-tail spacecraft, in Proceeding of the Solar Wind 9 Conference, vol. 471, edited by S. T. Suess, G. A. Gary, and S. F. Nerney, pp. 551-554, Am. Inst. of Phys. Conf., College Park, Md.

82. Vaisberg, O.L., et al. (2016), Origin of the backstreaming ions in a young Hot Flow Anomaly, Planetary and Space Science, 131, 102-110, doi: 10.1016/j.pss.2016.08.003.

83. Vaisberg, O. L., Ermakov, V. N., Shuvalov, S. D., Zelenyi, L. M., Halekas, J., DiBraccio, G. A., et al. (2018). The structure of Martian magnetosphere at the dayside terminator region as observed on MAVEN spacecraft. Journal of Geophysical Research: Space Physics, 123. https://doi.org/10.1002/2018JA025202

84. Valek, P. W., et al. (2017), Hot flow anomaly observed at Jupiter's bow shock, Geophys. Res. Lett., 44, 8107-8112, doi:10.1002/2017GL073175.

85. Wang, S., Q.-G. Zong, and H. Zhang (2013), Hot flow anomaly formation and evolution: Cluster observations, J. Geophys. Res. Space Physics, 118, 4360-4380, doi:10.1002/jgra.50424.

86. Xiao, T., et al. (2015), Propagation characteristics of young hot flow anomalies near the bow shock: Cluster observations, J. Geophys. Res. Space Physics, 120, 4142-4154, doi:10.1002/2015JA021013.

87. Zelenyi, L. M., & Vaisberg, O. L. (1985). Venusian interaction with the solar wind plasma flow as a limiting case of the cometary type interaction. In Buti (Ed.), Advances of space plasma physics (pp. 59-76). Trieste: World Scientific.

88. Zhang, H., D. G. Sibeck, Q.-G. Zong, S. P. Gary, J. P. McFadden, D. Larson, K.-H. Glassmeier, and V. Angelopoulos (2010), Time History of Events and Macroscale Interactions during Substorms observations of a series of hot flow anomaly events, J. Geophys. Res., 115, A12235, doi:10.1029/2009JA015180.

89. Шестаков А. Ю., Вайсберг О. Л. // Космические исследования. - 2016. - Т. 54, № 2. - С. 85-103 DOI: 10.7868/S0023420616020060

Приложение 1. Формулы для расчёта моментов функции распределения по данным прибора CIS2/HIA.

fi]k, - плотность частиц в пространстве скоростей i - номер энергии j - номера азимутального угла к - номер полярного угла

Дв и Д(р - шаг сетки по полярному и азимутальному углу, соответственно

Vi и Vi + - соответственно нижняя и верхняя граница диапазона скоростей, приписываемого значению скорости vt

Vi]k - фазовый объём, занимаемый ячейкой матрицы fi]k V - фазовый объем, занимаемый анализируемым ансамблем

щ1к = 2 eos edvdBdf =

Vijk (п 1.1)

(а f Ав\\ (Vi + Vi+)3 -(Vi-Vi-)3

= fíjk (sin (0fc + — J- sin [ek-^j J-3-Д<Р

= .*. ^^ = Zjjj,, 3eos2 . eos2 =

V' í J kvu¡

ijk

(Vi +Vi +)4 -(Vi - Vi )41

= ^ fíjk í j к

(д в + sin (вк + ApJ eos (вк + ^pJ- sin (вк - ApJ eos (вк -• (sin (<pk + - sin (<pk - Д^

4 2 (п 1.2)

í j к

. дв\ ( дв\ ( дв\ ( двN

+ sin ( вк + — J eos (0fc + — J- sin (ek-—J eos (0fc

= ^ fíjk

v' ijkVijb

(V¿ +V¿ +)4 -(v¿ -v¿-)41

4 2 (п 1.3)

i j к '

( ( д°\ ( д°\ ( д°\ ( д°\\

(д в + sin (вк + —J eos (вк +Y)- sin (0fc eos (йк ~JJ • • (eos (<рк - ^р) - eos (<pk + ^JJ

Ы = Щ.Фх = ^е ^^ =

V' ч к V

1} к

= ^ ¡1;к

Ь] к

(р1 +)4 -(р1-р1~)4и ( Ав\2 ( Ав\2\

- 1 (С05(в*-т) -005(ек + т)

(п 1.4)

Расчёт параллельной, перпендикулярной и средней скорости:

Ы = 1XXX Щ]к Щ 005 в]к

1 ] к

(п 1.5)

^^ = NХХХ 5[Пв]к 1 ] к

(п 1.6)

= 1<Щ)2+ Ы2

(п 1.7)

N

= ХХХ^к

Ь ] к

(п 1.8)

Расчёт параллельной и перпендикулярной температуры:

тр V V V

Т" = 3Ш XXX ПЧк & 005 в]к -

1 ] к

2

(п 1.9)

Т =

тр 3kN

Ь ] к

(п 1.10)

в]к = асоБ

Вх СОБ вк С0Б ф] + Ву СОБ вк БШ ф] + В2 БШ вк

\

Вх2 + Ву 2 + Вг2

/

(п 1.11)

тр - масса протона к - постоянная Больцмана

2

Приложение 2. Список атрибутов событий АГП, рассмотренных в главе 3.

№ ТтеРге 81аГ; ТтеРге еМ ТтеРо81 81аГ; ТтеРо81 еМ SWTime 81аЛ SWTime епё

1 28.12.14 10:28 28.12.14 10:28 28.12.14 10:32 28.12.14 10:32 28.12.14 10:28 28.12.14 10:29

2 28.12.14 10:32 28.12.14 10:32 28.12.14 10:34 28.12.14 10:35 28.12.14 10:28 28.12.14 10:29

3 01.01.15 19:43 01.01.15 19:43 01.01.15 19:46 01.01.15 19:47 01.01.15 19:43 01.01.15 19:44

4 05.01.15 15:33 05.01.15 15:33 05.01.15 15:35 05.01.15 15:37 05.01.15 15:38 05.01.15 15:40

5 05.01.15 15:39 05.01.15 15:40 05.01.15 15:42 05.01.15 15:44 05.01.15 15:46 05.01.15 15:47

6 31.01.15 17:24 31.01.15 17:25 31.01.15 17:28 31.01.15 17:32 31.01.15 17:28 31.01.15 17:29

7 31.01.15 17:40 31.01.15 17:41 31.01.15 17:42 31.01.15 17:43 31.01.15 17:42 31.01.15 17:43

8 03.02.15 0:42 03.02.15 0:43 03.02.15 0:44 03.02.15 0:46 03.02.15 0:41 03.02.15 0:42

9 03.02.15 0:44 03.02.15 0:46 03.02.15 0:48 03.02.15 0:49 03.02.15 0:41 03.02.15 0:42

10 17.07.15 11:01 17.07.15 11:02 17.07.15 11:09 17.07.15 11:10 17.07.15 11:00 17.07.15 11:01

11 19.07.15 19:23 19.07.15 19:24 19.07.15 19:27 19.07.15 19:28 19.07.15 19:29 19.07.15 19:30

12 01.01.16 15:32 01.01.16 15:32 01.01.16 15:34 01.01.16 15:36 01.01.16 15:32 01.01.16 15:33

13 03.01.16 3:22 03.01.16 3:23 03.01.16 3:26 03.01.16 3:28 03.01.16 3:26 03.01.16 3:28

14 10.01.16 6:51 10.01.16 6:52 10.01.16 6:55 10.01.16 6:57 10.01.16 6:48 10.01.16 6:50

15 10.01.16 11:03 10.01.16 11:05 10.01.16 11:08 10.01.16 11:10 10.01.16 11:13 10.01.16 11:14

16 14.01.16 22:10 14.01.16 22:12 14.01.16 22:16 14.01.16 22:19 14.01.16 22:16 14.01.16 22:19

17 14.01.16 23:04 14.01.16 23:08 14.01.16 23:17 14.01.16 23:20 14.01.16 23:20 14.01.16 23:25

18 16.01.16 1:56 16.01.16 1:56 16.01.16 1:57 16.01.16 1:59 16.01.16 1:57 16.01.16 1:59

19 01.04.16 10:39 01.04.16 10:42 01.04.16 10:51 01.04.16 10:52 01.04.16 10:51 01.04.16 10:53

Т1шеРге_81аг1:/Т1теРге_е^ - начало и конец временного интервала, по которому усреднялось ММП перед регистрацией события

Т1теРо81:_81аг1:/Т1теРо81:_е^ - начало и конец временного интервала, по которому усреднялось ММП после регистрации события

SWTime_start/ SWTime_end - начало и конец временного интервала, по которому усреднялись данные солнечного ветра при анализе данного события

№ ОЬ8 йше X У Ъ Бх_рге Бу_рге Б2_рге Бх_р081 Бу_р081 Б2_р081 Фб

1 100 1,43 0,89 -2,28 2,68 -3,41 0,88 4,87 -1,79 0,05 33,31

2 93 1,33 0,95 -2,29 4,87 -1,79 0,05 2,13 -3,74 1,82 44,98

3 112 1,71 0,60 -2,20 -3,12 -0,29 3,79 -3,43 1,80 2,87 27,40

4 78 1,54 0,68 -2,20 -1,69 1,48 0,76 -1,80 -1,97 0,25 87,09

5 117 1,39 0,80 -2,19 -2,00 -1,49 0,28 -2,14 1,11 0,88 63,53

6 148 1,17 -2,30 -0,68 -2,06 4,97 0,09 -4,03 -0,40 3,64 76,97

7 23 1,43 -2,17 -1,04 -3,77 3,52 0,68 -4,41 0,00 3,33 48,95

8 62 1,34 -2,24 -1,07 0,75 1,76 -0,54 -1,83 -0,59 0,78 133,57

9 51 1,37 -2,21 -1,11 -1,83 -0,59 0,78 -1,42 -0,15 1,35 23,61

10 30 1,04 2,16 1,04 -0,84 -0,90 -1,94 1,10 -0,98 -2,19 46,01

11 99 1,18 1,74 1,77 1,09 2,10 -1,57 -0,20 -1,44 1,40 161,64

12 55 0,59 1,54 1,10 0,83 0,02 1,37 0,86 1,14 1,01 40,73

13 80 0,73 2,06 0,65 2,91 3,93 -3,93 2,76 0,05 4,92 108,30

14 75 0,99 2,03 0,36 1,87 -0,53 -0,31 1,16 1,19 0,32 64,28

15 67 1,04 2,31 -0,21 1,83 -0,64 -0,10 1,81 -1,07 0,37 16,89

16 189 0,65 1,67 -2,15 -2,01 0,61 0,14 -1,86 -0,17 1,19 35,48

17 52 1,17 2,26 -0,91 -1,50 -0,65 1,41 0,50 2,09 -0,45 125,48

18 55 1,11 2,17 -1,36 -1,45 -0,27 -0,75 -0,85 0,48 -1,43 40,62

19 201 0,61 -0,60 -2,09 1,91 0,78 4,03 -1,31 3,36 3,17 53,64

ОЬ8_Ише - продолжительность наблюдения события в секундах

Х/УЖ - место регистрации события в системе координат МБО в радиусах Марса

Вх_рге/ Ву_рге/ Вг_рге - усредненное ММП перед регистрацией события в нТ

Вх_ро$1/ Ву_ро81:/ Вг_ро81 - усредненное ММП после регистрации события в нТ

фВ - угол поворота вектора напряженности магнитного поля в токовом слое, связанным с

событием, в градусах

№ 9Вп_рге 9Bn_post CSn х CSn у CSn ъ 9пх Ерге х Ерге у Ерге ъ

-4,97Е- -1,74Е-

1 70,91 39,23 -0,11 -0,33 -0,94 96,34 -5,85Е-05 04 03

-1,70Е- -6,44Е-

2 39,50 84,17 -0,18 -0,51 -0,84 100,24 9,06Е-07 05 04

-2,18Е- -4,30Е-

3 28,96 32,44 -0,70 -0,37 -0,61 134,61 -3,23Е-04 03 04

-3,16Е- 5,82Е-

4 38,03 50,05 -0,29 0,15 -0,94 107,04 -1,77Е-05 04 04

-1,46Е- -7,14Е-

5 37,25 28,27 -0,28 0,20 -0,94 106,41 7,48Е-06 04 04

-2,62Е- 2,32Е-

6 42,76 47,81 -0,64 -0,25 -0,73 129,47 3,80Е-05 05 03

-2,99Е- 1,48Е-

7 19,54 38,83 -0,54 -0,44 -0,72 122,77 -1,21Е-05 04 03

1,79Е- 6,44Е-

8 86,84 40,74 -0,35 -0,14 -0,93 110,47 4,75Е-05 04 04

-2,39Е- -2,42Е-

9 40,30 41,21 -0,42 0,84 -0,35 114,91 -2,50Е-05 04 04

6,45Е- -3,12Е-

10 49,17 87,07 -0,02 0,91 -0,41 90,94 3,34Е-05 04 04

8,22Е- 1,18Е-

11 66,23 84,54 -0,38 0,67 0,64 112,14 1,16Е-04 04 03

-4,69Е- 2,62Е-

12 46,86 35,11 -0,84 0,18 0,51 147,39 -3,30Е-05 04 05

1,98Е- 1,89Е-

13 54,36 55,19 -0,58 0,75 0,32 125,53 -1,21Е-04 03 03

1,23Е- -1,93Е-

14 42,60 21,73 -0,07 0,32 -0,94 93,77 2,68Е-06 04 04

3,83Е- -2,45Е-

15 44,39 57,26 -0,28 -0,70 -0,66 106,36 6,49Е-07 05 04

-1,31Е- 1,36Е-

16 39,74 20,16 -0,28 -0,79 -0,54 106,10 -3,05Е-05 04 04

-8,17Е- -4,06Е-

17 33,26 52,34 -0,68 0,01 -0,73 133,16 -2,40Е-05 04 04

3,88Е- -1,73Е-

18 42,86 82,08 -0,40 0,77 0,50 113,60 1,71Е-05 04 04

-1,60Е- 3,97Е-

19 88,74 53,54 -0,63 -0,65 0,43 129,17 -1,86Е-04 03 04

0Bn_pre/0Bn_post - угол между нормалью к ударной волне и направлением ММП в районе регистрации события в градусах

CSn х/ CSn у/ CSn z - вектор нормали к токовому слою в системе координат МБО 0nx - угол между вектором нормали к токовому слою и направлением на Солнце в градусах Ерге х/Ерге у/Ерге z - вектор напряженности межпланетного электрического поля перед регистрацией события в системе координат МБО в В/м

№ Ер081 х Ер081 у Ер081 ъ EinwCS_pre EinwCS_post |Vtr/Vg|post Vsw

9,06Е- -1,70Е- -6,44Е-

1 07 05 04 нет да -0,16 -0,23 577

-1,30Е- -1,03Е- -1,97Е-

2 04 03 03 нет да -0,09 -0,06 577

-3,31Е- -1,69Е- 6,69Е-

3 04 03 04 нет да 0,62 0,56 548

-1,35Е- -1,03Е- -8,91Е-

4 05 04 04 да да -0,11 -0,09 427

-4,15Е- -4,07Е- 4,11Е-

5 05 04 04 нет нет -0,14 -0,17 436

-3,52Е- -1,81Е- -5,89Е-

6 04 03 04 да да 0,37 0,34 516

-2,72Е- -1,64Е- -3,59Е-

7 04 03 04 да да 0,41 0,22 515

-2,50Е- -2,39Е- -2,42Е-

8 05 04 04 да да 0,06 0,08 361

-2,37Е- -4,55Е- -7,54Е-

9 05 04 05 да нет 0,68 0,66 361

3,83Е- 7,03Е- -2,93Е-

10 05 04 04 нет да -0,23 -0,17 328

-9,44Е- -7,48Е- -7,85Е-

11 05 04 04 нет нет -0,05 -0,04 541

-2,78Е- -3,47Е- 4,12Е-

12 05 04 04 да да 0,54 0,68 345

-1,34Е- -2,11Е- 9,50Е-

13 04 03 05 нет нет 0,12 0,12 467

-1,54Е- -1,40Е- 5,17Е-

14 07 04 04 нет нет 0,02 0,03 421

-7,21Е- -1,58Е- -4,28Е-

15 06 04 04 нет да 0,46 0,38 426

-1,03Е- -6,77Е- -2,55Е-

16 04 04 04 нет да 0,36 0,67 530

1,85Е- 2,63Е- 1,22Е-

17 06 04 03 нет нет 0,63 0,44 578

2,56Е- 7,52Е- 2,36Е-

18 05 04 04 нет да 0,19 0,13 530

-1,92Е- -1,30Е- 1,30Е-

19 04 03 03 нет да 0,54 0,67 407

Epost x/Epost y/Epost ъ - вектор напряженности межпланетного электрического поля после регистрации события в системе координат МБО в В/м

EinwCS_pre/ EinwCS_post - вектор электрического поля до/после события направлен по в сторону токового слоя

|Vtr/Vg|pre/|Vtr/Vg|post - отношение скорости транзита токового слоя по фронту ударной волны к скорости гиродвижения ионов в межпланетном магнитном поле до/после регистрации события

Vsw - скорость солнечного ветра в момент регистрации события в км/с

№ t exist size Vtr size nCS BSDist Vtr x Vtr_y Vtr z |Vtr|

1 157 1,23 1,19 1,08 -14 -16 -36 42

2 78 1,78 1,77 0,95 -17 -34 -52 65

3 10 13,85 12,29 0,99 -130 -158 -366 419

4 59 2,93 2,90 0,77 -52 19 -114 127

5 55 4,89 4,83 0,65 -59 28 -126 142

6 16 14,15 12,72 0,52 -86 -156 -271 324

7 27 1,62 1,56 0,69 -75 -134 -182 239

8 46 1,90 1,89 0,58 -27 -18 -98 104

9 29 3,04 2,35 0,84 40 157 -121 202

10 248 0,19 0,19 0,80 -6 18 -11 22

11 34 7,24 7,22 0,72 -109 161 153 248

12 20 5,77 4,76 0,11 -143 167 280 356

13 29 6,47 6,38 0,13 -118 228 96 274

14 42 0,64 0,64 0,21 -1 9 -27 29

15 41 2,46 2,13 0,37 24 -70 -100 124

16 5 5,29 4,96 0,47 3 -68 -66 95

17 8 7,17 6,10 0,50 -113 118 -438 468

18 18 3,73 3,64 0,52 -47 200 104 230

19 2 18,11 13,08 0,13 -5 -301 53 305

t_exist - рассчитанное время жизни АГП к моменту регистрации события в секундах

size Vtr - рассчитанный размер АГП в направлении скорости транзита токового слоя вдоль

фронта ударной волны в радиусах Марса

size nCS - рассчитанный размер АГП в направлении нормали к токовому слою в радиусах Марса

BSDist - расстояние от места регистрации события до фронта ударной волны Vtr_x/Vtr_y/Vtr_z - скорость транзита токового слоя вдоль фронта ударной волны в системе координат MSO в км/с

|Vtr| - модуль скорости транзита токового слоя вдоль фронта ударной волны в км/с

№ X mse pre Y mse pre Z mse pre X mse post Y mse post Z mse post

1 1,43 -1,48 1,94 1,43 -0,95 2,25

2 1,33 -1,01 2,26 1,33 -1,91 1,58

3 1,71 -2,27 -0,17 1,71 -1,83 -1,36

4 1,54 -0,45 -2,26 1,54 -0,93 2,11

5 1,39 -1,22 1,99 1,39 -0,98 -2,12

6 1,17 -2,32 -0,63 1,17 0,06 2,40

7 1,43 -2,33 -0,59 1,43 -0,56 2,34

8 1,34 -1,85 -1,64 1,34 0,83 2,33

9 1,37 0,78 2,35 1,37 -0,74 2,36

10 1,04 -1,87 1,49 1,04 -1,79 1,59

11 1,18 0,41 2,45 1,18 -0,03 -2,48

12 0,59 1,18 -1,48 0,59 1,89 -0,15

13 0,73 0,95 1,94 0,73 0,74 -2,03

14 0,99 -1,91 0,79 0,99 2,06 -0,19

15 1,04 -2,25 0,56 1,04 -2,24 -0,61

16 0,65 -0,32 -2,71 0,65 -2,60 -0,81

17 1,17 -1,82 -1,62 1,17 2,41 -0,41

18 1,11 0,36 2,54 1,11 1,95 1,67

19 0,61 -2,18 0,08 0,61 -1,91 -1,04

X mse pre/Y mse pre/Z mse pre - координаты спутника в момент регистрации события в системе координат MSE при использовании электрического поля перед регистрацией события, в радиусах Марса

X mse post/Y mse post/Z mse post - координаты спутника в момент регистрации события в системе координат MSE при использовании электрического поля после регистрации события, в радиусах Марса

Приложение 3. Список времен пересечений аппаратом MAVEN дневной магнитосферы Марса, использованный в главе 4.

№ Начало Конец Магнитопауза Ионопауза 0в, ° SZA, °

1 27.07.19 0:08 27.07.19 0:32 0:21:30 0:24:00 29 90

2 27.07.19 3:41 27.07.19 4:12 3:57:30 4:07:30 18 83

3 27.07.19 7:23 27.07.19 7:50 7:37:00 7:40:00 4 83

4 27.07.19 14:39 27.07.19 15:08 14:54:00 15:01:00 35 80

5 27.07.19 18:18 27.07.19 18:48 18:34:00 18:40:00 33 82

6 27.07.19 21:59 27.07.19 22:28 22:15:00 22:24:00 7 87

7 28.07.19 1:32 28.07.19 2:06 1:54:00 2:02:00 83 87

8 28.07.19 5:11 28.07.19 5:42 5:32:30 5:40:00 -111 85

9 28.07.19 8:55 28.07.19 9:26 9:11:00 9:20:00 55 84

10 28.07.19 12:34 28.07.19 13:01 12:49:00 12:55:00 11 81

11 28.07.19 16:13 28.07.19 16:42 16:29:00 16:37:30 -93 83

12 28.07.19 19:44 28.07.19 20:17 20:10:00 20:15 -162 87

13 28.07.19 23:31 28.07.19 23:55 23:42:30 23:50 15 72

14 29.07.19 3:10 29.07.19 3:32 3:20 3:27 41 69

15 29.07.19 6:38 29.07.19 7:14 6:55 7:06 1 62

16 29.07.19 10:33 29.07.19 10:57 10:40 10:46:00 82 73

17 29.07.19 17:41 29.07.19 18:13 17:57 18:06 -149 70

18 29.07.19 21:25 29.07.19 21:50 21:37:30 21:45 -110 73

19 30.07.19 1:05 30.07.19 1:29 1:17:30 1:25 -107 74

20 30.07.19 4:47 30.07.19 5:11 4:55:00 5:06 76 71

21 30.07.19 8:23 30.07.19 8:51 8:37 8:40 27 77

22 30.07.19 11:58 30.07.19 12:27 12:16:00 12:21 88 77

23 30.07.19 19:18 30.07.19 19:36 19:27:30 19:32:00 -164 64

24 30.07.19 23:02 30.07.19 23:24 23:14:00 23:17:30 -91 78

25 31.07.19 2:41 31.07.19 3:03 2:52:30 3:00 1 77

26 31.07.19 6:20 31.07.19 6:46 6:32:00 6:35 8 78

27 31.07.19 10:04 31.07.19 10:15 10:09:00 10:14:30 26 73

28 31.07.19 13:35 31.07.19 14:02 13:47:30 13:55 45 72

29 31.07.19 17:15 31.07.19 17:43 17:32:30 17:40 -132 85

30 31.07.19 20:52 31.07.19 21:19 21:01:00 21:10 -92 63

31 01.08.19 0:34 01.08.19 0:54 0:43:40 0:47:30 -156 70

32 01.08.19 4:13 01.08.19 4:32 4:23:30 4:27:00 -151 71

33 01.08.19 7:54 01.08.19 8:16 8:04:15 8:07:30 -162 74

34 01.08.19 11:29 01.08.19 11:52 11:41 11:48 -150 70

35 01.08.19 15:12 01.08.19 15:34 15:20 15:27:30 -142 69

36 01.08.19 22:28 01.08.19 22:53 22:37:00 22:43 33 67

37 02.08.19 1:20 02.08.19 2:30 2:15:15 2:29:00 -93 65

38 02.08.19 2:08 02.08.19 2:32 2:17:30 2:25:00 -113 70

39 02.08.19 5:49 02.08.19 6:13 5:57:00 6:06:00 -153 70

40 02.08.19 9:20 02.08.19 9:53 9:32:30 9:42:00 -97 64

41 02.08.19 12:53 02.08.19 13:29 13:13:00 13:20:00 79 60

42 02.0S.19 20:17 02.0S.19 20:35 20:25:00 20:29:00 55 57

43 03.0S.19 0:00 03.0S.19 0:26 0:0S:00 0:12:00 -93 62

44 03.0S.19 3:39 03.0S.19 4:05 3:47:30 3:55:00 -122 63

45 03.0S.19 7:14 03.0S.19 7:43 7:35:00 7:39:00 7 S0

46 03.0S.19 10:5S 03.0S.19 11:25 11:12:30 11:15:00 2 76

47 03.0S.19 14:37 03.0S.19 15:01 14:50:00 14:53:00 32 73

4S 03.0S.19 21:50 03.0S.19 22:15 22:00 22:05:00 -10S 59

49 04.0S.19 1:34 04.0S.19 1:56 1:45:00 1:50:00 -121 70

50 04.0S.19 5:16 04.0S.19 5:36 5:22:30 5:30:00 62 67

51 04.0S.19 S:51 04.0S.19 9:14 9:02:30 9:05:00 51 69

52 04.0S.19 12:12 04.0S.19 12:54 12:35:00 12:45 90 59

53 04.0S.19 16:03 04.0S.19 16:31 16:17:30 16:25:00 -9S 64

54 04.0S.19 19:36 04.0S.19 20:12 19:51:00 20:00 -97 56

55 04.0S.19 23:2S 04.0S.19 23:4S 23:36 23:40 61 66

56 05.0S.19 3:06 05.0S.19 3:29 3:17:30 3:22:00 20 71

57 05.0S.19 6:50 05.0S.19 7:09 6:57:30 7:00:00 6S 73

5S 05.0S.19 10:20 05.0S.19 10:46 10:30:00 10:35 S5 61

59 05.0S.19 13:59 05.0S.19 14:22 14:12:30 14:17:30 -154 6S

60 05.0S.19 17:39 05.0S.19 1S:04 17:51:00 1S:00 S 67

61 05.0S.19 21:12 05.0S.19 21:42 21:24:30 21:36:00 17 5S